Les supernovae sont parmi les évènements les plus violents de l’Univers. Dans notre galaxie, nous estimons qu'il se produit environ une explosion tous les 30 ans. Ces explosions stellaires marquent la mort brutale de certaines étoiles. Pour les plus massives (> 8 masses solaires), elles aboutissent à la formation d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir. Dans tous les cas, tout ou partie de la matière stellaire (éjecta) est projetée à très grande vitesse (quelques 10 000 km/s) dans le milieu interstellaire. Si l'étoile progéniteur est suffisamment massive, le milieu interstellaire est préalablement modifié par la présence du vent de l'étoile. Au moment de l’explosion, la lumière émise dans le visible par la supernova concurrence celle d’une galaxie entière, mais elle décroît ensuite assez rapidement et disparaît à l’échelle de l'année. Par contre, la matière éjectée va continuer son expansion dans le milieu ambiant : c'est la naissance du reste de supernova, qui est observable pendant plusieurs milliers d’années dans le domaine des rayons X.
Les restes de supernova constituent l'une des principales sources d'énergie entretenant l'agitation du milieu interstellaire (avec le rayonnement des étoiles et les vents stellaires). Ils sont également responsables de l'enrichissement du milieu interstellaire et intergalactique en dispersant les éléments lourds synthétisés par les supernovae. Enfin, nous pensons qu'ils sont à l'origine de l'essentiel du rayonnement cosmique galactique (particules accélérées à de très hautes énergies qui emplissent notre galaxie).
L'observation en rayons X des restes de supernova fournit donc de précieux renseignements sur la nature et la physique des supernovae, sur le chauffage et la composition du milieu interstellaire et sur l'accélération de particules dans les chocs.
Un reste de supernova est une structure complexe. La matière stellaire, éjectée par l'explosion, percute le milieu interstellaire environnant et le repousse comme un piston. Dans une première phase, qui dure près de mille ans, deux chocs opposés façonnent la structure. D'une part le choc de l'explosion, qui se propage vers l'extérieur dans le milieu environnant, d'autre part le choc en retour, lié à la décélération des débris stellaires, qui se propage vers l'intérieur dans la matière éjectée (éjecta). Comprimés et chauffés à des dizaines de millions de degrés par les chocs, les débris stellaires et le milieu environnant deviennent de puissants émetteurs de rayons X dits thermiques. De plus, l’onde de choc de l’explosion peut accélérer des particules (électrons et noyaux) à des vitesses relativistes. Les électrons relativistes produisent également des rayons X dits non-thermiques. Pour observer tous ces rayonnements, il est nécessaire d'utiliser des instruments embarqués à bord de satellites, car les rayons X ne traversent pas l'atmosphère terrestre.
Dans les restes de supernovae, deux populations d’électrons sont donc présentes: ceux chauffés par le choc et ceux accélérés à des vitesses relativistes. Ils produisent différents rayonnements X qui donnent accès aux conditions thermodynamiques et aux processus physiques qui ont lieu dans ces sources. Les satellites XMM-Newton et Chandra ont apporté une moisson de résultats nouveaux dans ce domaine, dont nous présentons ci-dessous les aspects les plus marquants.
Figure 1 : Image composite du reste de supernova de Tycho, dont l’explosion fût observée en 1572 par l’astronome danois Tycho Brahe. Cette image (Credit: NASA/CXC/Rutgers/J.Warren & J.Hughes et al.), obtenue par le satellite Chandra près de 430 ans après l’explosion, illustre clairement l’action de deux mécanismes (chauffage/accélération) : l’émission synchrotron des électrons relativistes (en bleu) et l’émission thermique des éjecta chauffés, notamment du silicium (en vert) et du fer (en rouge) synthétisés par la supernova.
Matière synthétisée dans les explosions d’étoile
C’est grâce au chauffage des éjecta par l’onde de choc en retour que la matière synthétisée par la supernova devient observable en rayons X. Elle émet alors un continu dit thermique (dû au freinage des électrons par les noyaux des éléments) et de nombreuses raies spectrales. Ces raies sont dues au changement d’orbite des électrons attachés aux éléments « lourds » (comme le silicium, le soufre et le fer), qui sont produits lors de l’explosion de la supernova. Elles fournissent des renseignements précieux sur la composition des éjecta et les conditions qui y règnent (température, état d'ionisation). Les supernovæ constituant l'un des principaux sites de production d'éléments lourds dans les galaxies, il apparaît crucial pour comprendre les mécanismes d'enrichissement du gaz interstellaire d'étudier en détail leur émission ainsi que leur évolution.
Pour cela, nous avons construit des modèles qui couplent l'évolution hydrodynamique au calcul de l'état d'ionisation du gaz et à celui du spectre d'émission en rayons X. Ce gaz a pour particularité qu'il n'a pas atteint l'équilibre collisionnel d'ionisation. Cela se traduit par le fait que l'état d'ionisation du plasma ne dépend pas directement de la température du plasma, mais également du temps écoulé depuis le choc et de son historique en température et en densité. ?Il faut ensuite calculer le spectre en rayons X qui présente des raies d'émission et un rayonnement continu dû au freinage des électrons au voisinage d'ions (Figure 3). C'est à ce stade que nous allons confronter nos modèles aux observations de vestiges de supernovæ dans notre galaxie pour déterminer la composition, la masse stellaire éjectée, la température, le type de supernova et la nature du milieu ambiant.
Figure 2 : Le spectre en rayons X du reste de supernova de Tycho, obtenu par le satellite européen XMM-Newton (Crédit: ESA/CEA/Decourchelle et al.), est constitué d’une émission continue et de nombreuses raies d'émission provenant des éléments « lourds » (magnésium, silicium, soufre, argon, calcium, fer) synthétisés par la supernova.
La figure 1 présente l'image X du reste de Tycho. En vert, l'émission provient essentiellement du silicium alors qu'en rouge elle correspond à l'émission du fer. L'analyse du spectre permet en particulier de déterminer la nature de la supernova en distinguant les explosions thermonucléaires de celles dues à un effondrement gravitationnel. Les premières sont identifiées par la présence d'une grande quantité de fer dans leur éjecta, tandis que les secondes possèdent une large fraction d’oxygène. Le spectre du reste de Tycho, montré en figure 2, révèle la présence d’éléments lourds très ionisés (ayant perdu une très grande partie des électrons de leur cortège électronique). La quasi-absence d'oxygène signe une explosion thermonucléaire. Des études de restes de supernova, dans la Voie Lactée et le grand Nuage de Magellan (galaxie satellite de la nôtre), ont mis en évidence une nouvelle classe de supernovae thermonucléaires pour laquelle le progéniteur (étoile d'origine) pourrait être beaucoup plus massif et plus jeune que prévu. Les observations en rayons X ont également révélé la présence de raies d'éléments rares (chrome, manganèse) dans le spectre de jeunes restes. Pour les explosions thermonucléaires, la quantité relative de magnésium par rapport au chrome est un indicateur du degré d'enrichissement en éléments lourds (métallicité) du progéniteur. Cette métallicité est un élément clé pour la compréhension des supernovae et de l'évolution des galaxies
La capacité de spectroscopie X spatialement résolue des télescopes X actuels permet de cartographier la répartition spatiale des éléments dans les éjectas et leur vitesse (mesure de décalage par effet Doppler des raies). L'astronomie X fournit ainsi un nouvel éclairage sur les mécanismes d'explosion (leur asymétrie et les mélanges entre les couches des éléments synthétisés) et la dispersion des éjecta dans le milieu interstellaire. Elle fournit des renseignements sur des processus physiques tels que le développement d'instabilités à l’interface entre la matière éjectée et le milieu ambiant. A l'aide de puissants calculateurs, des simulations numériques de l'évolution à trois dimensions du reste de supernova sont effectuées et confrontées aux observations.
Accélération de particules au choc et origine des rayons cosmiques galactiques
Les rayons cosmiques galactiques sont des particules - noyaux et électrons - qui se déplacent dans notre Galaxie à des vitesses relativistes. Bien qu'ils fussent découverts il y a près d'un siècle (en 1912 par Victor Hess), la question de leur origine est loin d'être résolue et soulève des questions d’actualité sur la nature des sources d’énergie capables de maintenir cette population, sur le mécanisme d’accélération mis en jeu et sur l’énergie maximale que ce mécanisme confère aux particules. Avec l'astronomie gamma de très haute énergie, l'astronomie X est l'une des principales voies pour répondre à ces questions.
Image en rayons X du reste de supernova RX J1713-3946 obtenue par de nombreuses observations avec XMM-Newton. L'émission X provient des électrons accélérés à des énergies de dizaines de TeV aux chocs du reste de supernova, et spiralant dans le champ magnétique généré par les particules accélérés.
Dans les restes de supernova, qui constituent actuellement la source la plus prometteuse de production des rayons cosmiques galactiques, l'émission synchrotron en rayons X a révélé l'existence d'électrons à des énergies de dizaines de téra électron-volts (1 TeV = 1012 eV). Cette émission est produite par les électrons relativistes spiralant dans le champ magnétique. Ces électrons très énergétiques tracent les sites d'accélération et suivent ainsi l'onde de choc, comme l'illustre la figure 1 où l'émission synchrotron apparaît en bleu dans l'image. En effet, à ces énergies très élevées, les électrons perdent très rapidement leur énergie (d’autant plus vite que le champ magnétique est élevé) et n’existent ainsi que très près de leur site d’accélération. Les observations X ont ainsi révélé que le champ magnétique pouvait être des dizaines de fois plus élevé au choc et ont indiqué que l'énergie maximale à laquelle les électrons étaient accélérés dépendait de l'orientation du champ magnétique. Enfin, de façon indirecte, elles permettent également de mettre en évidence l'accélération de protons au choc, qui se traduit par des modifications morphologiques du reste. Dans ce cas, le processus d'accélération prélève une partie importante de l'énergie du choc, limitant d'autant le chauffage du gaz. En conclusion, les observations fines effectuées aujourd'hui en rayons X apportent des informations uniques sur l'accélération des particules et leur impact sur l'évolution des restes.
• Structure et évolution de l'Univers › Phénomènes cosmiques de haute énergie et astroparticules
• Le Département d'Astrophysique (DAp) // UMR AIM
